Գերնովա՝ մահ, թե՞ նոր կյանքի սկիզբ: Գերնոր աստղերի ծնունդն ու մահը.

Աստղերը հավերժ չեն ապրում. Նրանք էլ են ծնվում ու մահանում։ Նրանցից ոմանք, ինչպես Արեգակը, գոյություն ունեն մի քանի միլիարդ տարի, հանգիստ հասնում են ծերության, իսկ հետո կամաց-կամաց անհետանում են: Ոմանք ապրում են շատ ավելի կարճ և բուռն կյանքով և նույնպես դատապարտված են աղետալի մահվան: Նրանց գոյությունն ընդհատվում է հսկա պայթյունից, իսկ հետո աստղը վերածվում է գերնոր աստղի։ Գերնոր աստղի լույսը լուսավորում է տիեզերքը. նրա պայթյունը տեսանելի է միլիարդավոր լուսային տարիների հեռավորության վրա: Հանկարծ մի աստղ է հայտնվում երկնքում, որտեղ, կարծես, նախկինում ոչինչ չկար: Այստեղից էլ անունը։ Հին մարդիկ հավատում էին, որ նման դեպքերում նոր աստղը իսկապես բռնկվում է: Այսօր մենք գիտենք, որ իրականում աստղը ոչ թե ծնվում է, այլ մեռնում է, բայց անունը մնում է նույնը՝ գերնոր:

ՍՈՒՊԵՐՆՈՎԱ 1987Ա

1987 թվականի փետրվարի 23-ի լույս 24-ի գիշերը մեզ ամենամոտ գալակտիկաներից մեկում։ Մագելանի մեծ ամպը, որը գտնվում է մեզանից ընդամենը 163,000 լուսատարի հեռավորության վրա, տեսել է գերնոր աստղ Դորադո համաստեղությունում: Այն տեսանելի դարձավ նույնիսկ անզեն աչքով, մայիսին հասավ տեսանելի +3 մեծության, իսկ հաջորդող ամիսներին աստիճանաբար կորցրեց իր պայծառությունը, մինչև նորից անտեսանելի դարձավ առանց աստղադիտակի կամ հեռադիտակի։

Ներկա և անցյալ

Supernova 1987A-ն, որի անունը ենթադրում է, որ դա 1987 թվականին նկատված առաջին գերնոր աստղն էր, նաև առաջինն էր անզեն աչքով տեսանելի աստղադիտակի դարաշրջանի սկզբից ի վեր: Բանն այն է, որ մեր գալակտիկայում գերնոր աստղի վերջին պայթյունը դիտվել է դեռևս 1604 թվականին, երբ աստղադիտակը դեռ հայտնագործված չէր:

Ավելի կարևոր է, որ աստղ* 1987A-ն ժամանակակից գյուղատնտեսներին առաջին հնարավորությունն է տվել դիտարկել գերնոր աստղը համեմատաբար փոքր հեռավորության վրա։

Ի՞նչ կար նախկինում:

1987A գերնոր աստղի ուսումնասիրությունը ցույց է տվել, որ այն պատկանում է II տիպին։ Այսինքն՝ նախահայր կամ նախահայր աստղը, որը հայտնաբերվել է երկնքի այս հատվածի ավելի վաղ նկարներում, պարզվել է, որ կապույտ գերհսկա է, որի զանգվածը գրեթե 20 անգամ գերազանցում է Արեգակի զանգվածը: Այսպիսով, դա շատ տաք աստղ էր, որն արագորեն վերջացավ իր միջուկային վառելիքը:

Հսկայական պայթյունից հետո մնում է միայն արագ ընդլայնվող գազային ամպը, որի ներսում դեռ ոչ ոք չի կարողացել տեսնել նեյտրոնային աստղ, որի տեսքը տեսականորեն պետք է սպասել։ Որոշ աստղագետներ պնդում են, որ այս աստղը դեռ պատված է արտանետվող գազերով, իսկ մյուսները վարկած են տվել, որ աստղի փոխարեն սև խոռոչ է ձևավորվում։

ԱՍՏՂԻ ԿՅԱՆՔ

Աստղերը ծնվում են միջաստղային նյութի ամպի գրավիտացիոն սեղմման արդյունքում, որը տաքանալով իր կենտրոնական միջուկը բերում է ջերմամիջուկային ռեակցիաներ սկսելու համար բավարար ջերմաստիճանի։ Արդեն վառված աստղի հետագա զարգացումը կախված է երկու գործոնից՝ սկզբնական զանգվածից և քիմիական բաղադրությունը, առաջինը, մասնավորապես, որոշելով այրման արագությունը: Ավելի մեծ զանգված ունեցող աստղերն ավելի տաք և պայծառ են, բայց դրա համար էլ ավելի վաղ են այրվում։ Այսպիսով, զանգվածային աստղի կյանքն ավելի կարճ է համեմատած ցածր զանգվածի աստղի հետ:

կարմիր հսկաներ

Ասում են, որ աստղը, որն այրում է ջրածինը, գտնվում է իր «հիմնական փուլում»: Ցանկացած աստղի կյանքի մեծ մասը համընկնում է այս փուլի հետ: Օրինակ, Արևը 5 միլիարդ տարի գտնվում է հիմնական փուլում և դեռ երկար կմնա դրա մեջ, և երբ այս շրջանն ավարտվի, մեր աստղը կգնա անկայունության կարճ փուլ, որից հետո նորից կկայունանա, սա. ժամանակը կարմիր հսկայի տեսքով: Կարմիր հսկան անհամեմատ ավելի մեծ է և պայծառ, քան հիմնական փուլում գտնվող աստղերը, բայց նաև շատ ավելի սառը: Անտարեսը Կարիճի համաստեղությունում կամ Բեթելգեյզը Օրիոնի համաստեղությունում կարմիր հսկաների վառ օրինակներ են: Նրանց գույնը կարելի է անմիջապես ճանաչել նույնիսկ անզեն աչքով։

Երբ Արևը վերածվի կարմիր հսկայի, նրա արտաքին շերտերը «կուլ կտան» Մերկուրի և Վեներա մոլորակները և կհասնեն Երկրի ուղեծիր։ Կարմիր հսկայի փուլում աստղերը կորցնում են մթնոլորտի իրենց արտաքին շերտերի զգալի մասը, և այդ շերտերը ձևավորում են մոլորակային միգամածություն, ինչպիսին է M57-ը, Օղակաձև միգամածությունը Քիրայի համաստեղությունում կամ M27-ը, համր միգամածությունը Վուլպեկուլայի համաստեղությունում: Երկուսն էլ հիանալի են ձեր աստղադիտակով դիտելու համար:

Ճանապարհ դեպի եզրափակիչ

Այդ պահից աստղի հետագա ճակատագիրը անխուսափելիորեն կախված է նրա զանգվածից։ Եթե ​​այն արեգակնային զանգվածից պակաս է 1,4-ից, ապա միջուկային այրման ավարտից հետո այդպիսի աստղը կազատվի իր արտաքին շերտերից և կփոքրանա և կդառնա սպիտակ թզուկ՝ փոքր զանգված ունեցող աստղի էվոլյուցիայի վերջին փուլը։ Կանցնեն միլիարդավոր տարիներ սպիտակ թզուկսառչել և դառնալ անտեսանելի: Ի հակադրություն, մեծ զանգված ունեցող աստղը (առնվազն 8 անգամ ավելի զանգված, քան Արեգակը), երբ ջրածինը սպառվում է, գոյատևում է ջրածնից ավելի ծանր գազեր այրելով, ինչպիսիք են հելիումը և ածխածինը: Կծկման և ընդլայնման մի շարք փուլերի միջով անցնելուց հետո, այդպիսի աստղը մի քանի միլիոն տարի անց ունենում է գերնոր աստղի աղետալի պայթյուն՝ իր սեփական նյութի հսկայական քանակությունը տիեզերք նետելով և վերածվում գերնոր մնացորդի: Մոտ մեկ շաբաթ գերնոր աստղը գերազանցում է իր գալակտիկայի բոլոր աստղերին, իսկ հետո արագ մթնում: Կենտրոնում մնում է նեյտրոնային աստղ՝ առարկա փոքր չափս, որն ունի հսկա խտություն։ Եթե ​​աստղի զանգվածն էլ ավելի մեծ է, ապա գերնոր աստղի պայթյունի արդյունքում հայտնվում են ոչ թե աստղեր, այլ սև խոռոչներ։

ՍՈՒՊԵՐՆՈՎԱՆԵՐԻ ՏԵՍԱԿՆԵՐԸ

Ուսումնասիրելով գերնոր աստղերից եկող լույսը՝ աստղագետները պարզեցին, որ դրանք ոչ բոլորն են նույնը, և դրանք կարելի է դասակարգել ըստ իրենց սպեկտրում առկա քիմիական տարրերի: Ջրածինը այստեղ հատուկ դեր է խաղում. եթե գերնոր աստղի սպեկտրում կան գծեր, որոնք հաստատում են ջրածնի առկայությունը, ապա այն դասակարգվում է որպես II տիպ; եթե այդպիսի գծեր չկան, այն վերագրվում է I տիպին։ I տիպի գերնոր աստղերը բաժանվում են la, lb և l ենթադասերի՝ հաշվի առնելով սպեկտրի այլ տարրերը։

Պայթյունների տարբեր բնույթ

Տեսակների և ենթատիպերի դասակարգումն արտացոլում է պայթյունի հիմքում ընկած մեխանիզմների բազմազանությունը և տարբեր տեսակներնախադրյալ աստղեր. Գերնոր աստղերի պայթյունները, ինչպիսիք են SN 1987A-ն, տեղի են ունենում մեծ զանգված ունեցող աստղի վերջին էվոլյուցիոն փուլում (Արեգակի զանգվածից ավելի քան 8 անգամ):

lb և lc տիպի գերնոր աստղերն առաջանում են զանգվածային աստղերի կենտրոնական մասերի փլուզման հետևանքով, որոնք կորցրել են իրենց ջրածնի ծածկույթի զգալի մասը ուժեղ աստղային քամիների պատճառով կամ երկուական համակարգի մեկ այլ աստղ նյութի փոխանցման պատճառով: .

Տարբեր նախորդներ

Բոլոր lb, lc և II տիպի գերնոր աստղերը ծագում են I բնակչության աստղերից, այսինքն՝ պարուրաձև գալակտիկաների սկավառակներում կենտրոնացած երիտասարդ աստղերից։ La-տիպի գերնոր աստղերն իրենց հերթին առաջացել են II Բնակչության հին աստղերից և կարող են դիտվել ինչպես էլիպսաձև գալակտիկաներում, այնպես էլ պարուրաձև գալակտիկաների միջուկներում։ Այս տեսակի գերնոր աստղերը գալիս են սպիտակ թզուկից, որը երկուական համակարգի մի մասն է և նյութը քաշում է իր հարևանից: Երբ սպիտակ թզուկի զանգվածը հասնում է կայունության սահմանին (կոչվում է Չանդրասեխարի սահման), սկսվում է ածխածնի միջուկների միաձուլման արագ գործընթաց, և տեղի է ունենում պայթյուն, որի արդյունքում աստղը դուրս է նետում իր զանգվածի մեծ մասը։

տարբեր պայծառություն

Գերնոր աստղերի տարբեր դասեր միմյանցից տարբերվում են ոչ միայն իրենց սպեկտրով, այլև պայթյունի ժամանակ ձեռք բերված առավելագույն պայծառությամբ, և թե ինչպես է այդ պայծառությունը ժամանակի ընթացքում նվազում: I տիպի գերնոր աստղերը հակված են շատ ավելի պայծառ լինել, քան II տիպի գերնորերը, բայց դրանք նաև շատ ավելի արագ են մարում: I տիպի գերնոր աստղերի գագաթնակետային պայծառությունը տևում է մի քանի ժամից մինչև մի քանի օր, մինչդեռ II տիպի գերնոր աստղերը կարող են տևել մինչև մի քանի ամիս: Առաջ քաշվեց մի վարկած, ըստ որի՝ շատ մեծ զանգվածով (Արեգակի զանգվածից մի քանի տասնյակ անգամ մեծ) աստղերը էլ ավելի ուժգին են պայթում, ինչպես «հիպերնովաները», և նրանց միջուկը վերածվում է սև խոռոչի։

ՍՈՒՊԵՐՆՈՎԱ ՊԱՏՄՈՒԹՅԱՆ ՄԵՋ

Աստղագետները կարծում են, որ մեր գալակտիկայում միջինը 100 տարին մեկ պայթում է մեկ գերնոր աստղ: Այնուամենայնիվ, վերջին երկու հազարամյակում պատմականորեն փաստագրված գերնոր աստղերի թիվը 10-ից պակաս է: Դրա պատճառներից մեկը կարող է լինել այն փաստը, որ գերնոր աստղերը, հատկապես II տիպը, պայթում են պարուրաձև թևերում, որտեղ միջաստեղային փոշին շատ ավելի խիտ է և, համապատասխանաբար, կարողանում է մթագնել շողքը.գերնովա.

Առաջին անգամ տեսել

Չնայած գիտնականները դիտարկում են այլ թեկնածուներ, այսօր ընդհանուր առմամբ ընդունված է, որ գերնոր աստղի պայթյունի առաջին դիտարկումը թվագրվում է մ.թ. 185 թվականին: Այն փաստագրվել է չինացի աստղագետների կողմից: Չինաստանում գալակտիկական գերնոր աստղերի պայթյուններ են գրանցվել նաև 386 և 393 թվականներին։ Այնուհետև անցավ ավելի քան 600 տարի, և վերջապես երկնքում հայտնվեց ևս մեկ գերնոր աստղ. 1006 թվականին Գայլի համաստեղությունում նոր աստղ փայլեց, այս անգամ գրանցված, այդ թվում արաբ և եվրոպացի աստղագետների կողմից: Այս ամենապայծառ աստղը (որի ակնհայտ մեծությունը պայծառության գագաթնակետին հասնում էր -7,5-ի) ավելի քան մեկ տարի տեսանելի մնաց երկնքում։
.
խեցգետնի միգամածություն

1054 թվականի գերնոր աստղը նույնպես բացառիկ պայծառ էր (առավելագույն մեծությունը -6), բայց այն կրկին նկատել են միայն չինացի աստղագետները, և գուցե նույնիսկ ամերիկացի հնդկացիները: Սա, հավանաբար, ամենահայտնի գերնոր աստղն է, քանի որ դրա մնացորդը Ցուլ համաստեղության խեցգետնի միգամածությունն է, որը Չարլզ Մեսյեն դասակարգել է որպես թիվ 1:

Մենք նաև պարտավոր ենք չինացի աստղագետներին տեղեկություն 1181 թվականին Կասիոպեա համաստեղությունում գերնոր աստղի հայտնվելու մասին: Մեկ այլ գերնոր աստղ նույնպես պայթեց այնտեղ, այս անգամ 1572 թ. Այս գերնոր աստղը նկատել են նաև եվրոպացի աստղագետները, այդ թվում՝ Տիխո Բրահեն, ով նկարագրել է և՛ դրա տեսքը, և՛ նրա պայծառության հետագա փոփոխությունը իր «Նոր աստղի մասին» գրքում, որի անունից առաջացել է տերմինը, որն օգտագործվում է նման աստղեր նշանակելու համար:

Supernova Tycho

32 տարի անց՝ 1604 թվականին, երկնքում հայտնվեց ևս մեկ գերնոր աստղ։ Տիխո Բրահեն այս տեղեկությունը փոխանցեց իր աշակերտ Յոհաննես Կեպլերին, ով սկսեց հետևել «նոր աստղին» և նրան նվիրեց «Օֆիուչուսի ոտքի նոր աստղի մասին» գիրքը։ Այս աստղը, որը նույնպես դիտվել է Գալիլեո Գալիլեյի կողմից, մինչ օրս մնում է անզեն աչքով տեսանելի գերնոր աստղերից վերջինը, որը պայթել է մեր գալակտիկայում:

Այնուամենայնիվ, կասկած չկա, որ մեկ այլ գերնոր աստղ է պայթել Ծիր Կաթինում, կրկին Կասիոպեա համաստեղությունում (այս ռեկորդակիր համաստեղությունն ունի երեք գալակտիկական գերնոր աստղ): Թեև այս իրադարձության տեսողական ապացույցներ չկան, աստղագետները գտել են աստղի մնացորդ և հաշվարկել են, որ այն պետք է համապատասխանի 1667 թվականին տեղի ունեցած պայթյունին:

Ծիր Կաթինից դուրս, բացի 1987A սուպերնորից, աստղագետները դիտեցին նաև երկրորդ գերնորը՝ 1885 թվականը, որը պայթեց Անդրոմեդա գալակտիկայում։

գերնոր աստղերի դիտարկում

Գերնոր աստղերի որսը պահանջում է համբերություն և ճիշտ մեթոդ:

Առաջինն անհրաժեշտ է, քանի որ ոչ ոք չի երաշխավորում, որ դուք կկարողանաք հայտնաբերել գերնոր առաջին երեկոյան: Երկրորդն անփոխարինելի է, եթե դուք չեք ցանկանում ժամանակ կորցնել և իսկապես ցանկանում եք մեծացնել գերնոր աստղի հայտնաբերման ձեր հնարավորությունները: Հիմնական խնդիրն այն է, որ ֆիզիկապես անհնար է կանխատեսել, թե երբ և որտեղ տեղի կունենա գերնոր աստղի պայթյուն հեռավոր գալակտիկաներից մեկում: Ուստի գերնոր աստղերի որսորդը պետք է ամեն գիշեր սկանավորի երկինքը՝ ստուգելով այդ նպատակով խնամքով ընտրված տասնյակ գալակտիկաներ:

Ինչ պետք է անենք

Ամենատարածված մեթոդներից մեկն այն է, որ աստղադիտակն ուղղել որոշակի գալակտիկա և համեմատել դրա տեսքը ավելի վաղ պատկերի հետ (գծանկար, լուսանկար, թվային պատկեր). իդեալականմոտավորապես նույն մեծացմամբ, ինչ դիտելու համար օգտագործված աստղադիտակը: Եթե ​​այնտեղ գերնոր աստղ է հայտնվել, ապա այն անմիջապես կգրավի ձեր աչքը։ Այսօր շատ սիրողական աստղագետներ ունեն այնպիսի սարքավորումներ, որոնք արժանի են պրոֆեսիոնալ աստղադիտարանի, ինչպիսիք են համակարգչային կառավարվող աստղադիտակները և CCD տեսախցիկները, որոնք թույլ են տալիս անմիջապես երկնքի թվային լուսանկարներ անել: Բայց նույնիսկ այսօր, շատ դիտորդներ որսում են գերնոր աստղերը՝ ուղղելով իրենց աստղադիտակը կոնկրետ գալակտիկայի վրա և նայելով ակնաբույժի միջով, հույս ունենալով տեսնել, թե արդյոք այլ աստղ կհայտնվի որևէ այլ վայրում:

գերնոր աստղ

գերնոր աստղեր- աստղերն ավարտում են իրենց էվոլյուցիան աղետալի պայթյունավտանգ գործընթացում:

«Սուպերնոր» տերմինը օգտագործվել է նկարագրելու աստղերին, որոնք բռնկվել են շատ (մագնիտուդով կարգերով) ավելի ուժեղ, քան այսպես կոչված «նոր աստղերը»։ Իրականում ոչ մեկը, ոչ մյուսը ֆիզիկապես նոր չեն, արդեն գոյություն ունեցող աստղերը միշտ բռնկվում են: Բայց մի քանի պատմական դեպքերում այդ աստղերը, որոնք նախկինում գրեթե կամ ամբողջովին անտեսանելի էին երկնքում, բռնկվեցին, ինչը ստեղծեց նոր աստղի տեսքի էֆեկտ: Գերնոր աստղի տեսակը որոշվում է բռնկման սպեկտրում ջրածնի գծերի առկայությամբ։ Եթե ​​այդպես է, ապա երկրորդ տիպի գերնոր, եթե ոչ, ապա I տիպի գերնոր:

Գերնոր աստղերի ֆիզիկա

II տիպի գերնոր աստղեր

Ժամանակակից հայեցակարգերի համաձայն, ջերմամիջուկային միաձուլումը ի վերջո հանգեցնում է աստղի ներքին շրջանների կազմի հարստացմանը ծանր տարրերով։ Ջերմամիջուկային միաձուլման և ծանր տարրերի առաջացման գործընթացում աստղը կծկվում է, և նրա կենտրոնում ջերմաստիճանը բարձրանում է։ (Ձգող ոչ այլասերված նյութի բացասական ջերմային հզորության ազդեցությունը:) Եթե աստղի միջուկի զանգվածը բավականաչափ մեծ է (1,2-ից մինչև 1,5 արեգակնային զանգված), ապա ջերմամիջուկային միաձուլման գործընթացը գալիս է իր տրամաբանական ավարտին` ձևավորվելով. երկաթի և նիկելի միջուկներ. Սիլիկոնային թաղանթի ներսում սկսում է ձևավորվել երկաթե միջուկ: Նման միջուկը աճում է մեկ օրվա ընթացքում և փլվում է 1 վայրկյանից պակաս ժամանակ, երբ հասնում է Չանդրասեխարի սահմանին: Միջուկի համար այս սահմանը 1,2-ից 1,5 արեգակնային զանգված է: Նյութը ընկնում է աստղի ներսում, և էլեկտրոնների վանումը չի կարող կանգնեցնել անկումը։ Կենտրոնական միջուկը ավելի ու ավելի կծկվում է, և ինչ-որ պահի ճնշման պատճառով դրանում սկսում են տեղի ունենալ նեյտրոնացման ռեակցիաներ՝ պրոտոնները սկսում են կլանել էլեկտրոնները՝ վերածվելով նեյտրոնների։ Դա առաջացնում է արագ կորուստէներգիան տարվում է ստացված նեյտրինոների կողմից (այսպես կոչված նեյտրինո սառեցում): Նյութը շարունակում է արագանալ, ընկնել և փոքրանալ այնքան ժամանակ, մինչև ատոմային միջուկի նուկլոնների (պրոտոններ, նեյտրոններ) վանքը սկսի ազդել։ Խստորեն ասած, սեղմումը տեղի է ունենում նույնիսկ ավելի շատ, քան այս սահմանը. իներցիայով անկումը գերազանցում է հավասարակշռության կետը նուկլեոնների առաձգականության պատճառով 50% («առավելագույն սեղմում»): Կենտրոնական միջուկի փլուզման գործընթացն այնքան արագ է, որ դրա շուրջ առաջանում է հազվագյուտ ալիք: Այնուհետև, հետևելով միջուկին, կեղևը նույնպես շտապում է դեպի աստղի կենտրոն։ Դրանից հետո «սեղմված ռետինե գնդակը նահանջում է», իսկ հարվածային ալիքը 30000-ից 50000 կմ/վ արագությամբ մտնում է աստղի արտաքին շերտեր։ Աստղի արտաքին մասերը ցրվում են բոլոր ուղղություններով, իսկ պայթած շրջանի կենտրոնում մնում է կոմպակտ նեյտրոնային աստղ կամ սև խոռոչ։ Այս երեւույթը կոչվում է II տիպի գերնոր պայթյուն: Այս պայթյունները տարբերվում են հզորությամբ և այլ պարամետրերով, քանի որ. Տարբեր զանգվածների և տարբեր քիմիական կազմի պայթող աստղեր։ Կա ապացույց, որ II տիպի գերնոր պայթյունի ժամանակ շատ ավելի շատ էներգիա է արտազատվում, քան I տիպի պայթյունի ժամանակ, քանի որ. էներգիայի համամասնական մասը կլանում է կեղևը, բայց դա միշտ չէ, որ այդպես է:

Նկարագրված սցենարում կան մի շարք անորոշություններ։ Աստղագիտական ​​դիտարկումների ընթացքում պարզվել է, որ զանգվածային աստղերն իսկապես պայթում են, ինչի հետևանքով առաջանում են ընդարձակվող միգամածություններ, իսկ կենտրոնում կա արագ պտտվող նեյտրոնային աստղ, որն արձակում է ռադիոալիքների կանոնավոր իմպուլսներ (պուլսար): Բայց տեսությունը ցույց է տալիս, որ ելքային հարվածային ալիքը պետք է ատոմները բաժանի նուկլոնների (պրոտոններ, նեյտրոններ): Սրա վրա պետք է էներգիա ծախսվի, ինչի արդյունքում հարվածային ալիքը պետք է դուրս գա։ Բայց ինչ-ինչ պատճառներով դա տեղի չի ունենում. մի քանի վայրկյանում հարվածային ալիքը հասնում է միջուկի մակերեսին, այնուհետև աստղի մակերեսին և փչում է նյութը: Դիտարկվում են մի քանի վարկածներ տարբեր զանգվածների համար, բայց դրանք համոզիչ չեն թվում։ Թերևս «առավելագույն սեղմման» կամ անկման շարունակվող նյութի հետ հարվածային ալիքի փոխազդեցության ընթացքում ուժի մեջ են մտնում սկզբունքորեն նոր և մեզ համար անհայտ մի քանիսը։ ֆիզիկական օրենքներ. Բացի այդ, սև խոռոչի ձևավորմամբ գերնոր աստղի պայթյունի ժամանակ առաջանում են հետևյալ հարցերը՝ ինչու՞ պայթյունից հետո նյութն ամբողջությամբ չի կլանվում սև խոռոչի կողմից. կա՞ ելքային հարվածային ալիք և ինչո՞ւ այն չի դանդաղում և կա՞ «առավելագույն սեղմման» նման մի բան։

Ia տիպի գերնոր աստղեր

Ia (SN Ia) տիպի գերնոր աստղերի պոռթկումների մեխանիզմը մի փոքր այլ տեսք ունի: Սա այսպես կոչված ջերմամիջուկային գերնոր աստղն է, որի պայթյունի մեխանիզմը հիմնված է աստղի ածխածին-թթվածին խիտ միջուկում ջերմամիջուկային միաձուլման գործընթացի վրա։ SN Ia-ի պրեկուրսորները սպիտակ թզուկներ են, որոնց զանգվածները մոտ են Չանդրասեխարի սահմանին: Ընդհանրապես ընդունված է, որ նման աստղերը կարող են առաջանալ, երբ նյութը հոսում է երկուական աստղային համակարգի երկրորդ բաղադրիչից։ Դա տեղի է ունենում, եթե համակարգի երկրորդ աստղը դուրս է գալիս իր Ռոշի բլթի սահմաններից կամ պատկանում է աստղային գերուժեղ քամի ունեցող աստղերի դասին: Քանի որ սպիտակ թզուկի զանգվածը մեծանում է, նրա խտությունը և ջերմաստիճանը աստիճանաբար մեծանում են։ Վերջապես, երբ ջերմաստիճանը հասնում է մոտ 3×10 8 Կ-ի, պայմաններ են առաջանում ածխածին-թթվածին խառնուրդի ջերմամիջուկային բռնկման համար։ Կենտրոնից դեպի արտաքին շերտեր այրման ճակատը սկսում է տարածվել՝ հետևում թողնելով այրման արտադրանքները՝ երկաթի խմբի միջուկները։ Այրման ճակատի տարածումը տեղի է ունենում դանդաղ deflagration ռեժիմում և անկայուն է տարբեր տեսակներխանգարումներ. Ամենաբարձր արժեքըունի Ռեյլի-Թեյլորի անկայունություն, որն առաջանում է Արքիմեդյան ուժի ազդեցությամբ ավելի թեթև և ավելի քիչ խիտ այրման արտադրանքների վրա՝ համեմատած ածխածնի-թթվածնի խիտ թաղանթի հետ։ Սկսվում են ինտենսիվ լայնածավալ կոնվեկտիվ գործընթացներ, որոնք հանգեցնում են ջերմամիջուկային ռեակցիաների էլ ավելի ուժեղացման և գերնոր էներգիայի (~ 10 51 erg) արտազատման, որն անհրաժեշտ է կեղևի արտանետման համար: Այրման ճակատի արագությունը մեծանում է, աստղի արտաքին շերտերում հնարավոր է բոցի տուրբուլենտացում և հարվածային ալիքի առաջացում։

Գերնոր աստղերի այլ տեսակներ

Կան նաև SN Ib և Ic, որոնց պրեկուրսորները երկուական համակարգերում զանգվածային աստղեր են, ի տարբերություն SN II-ի, որի պրեկուրսորները միայնակ աստղեր են։

Գերնոր աստղերի տեսություն

Դեռևս չկա գերնոր աստղերի ամբողջական տեսություն։ Բոլոր առաջարկվող մոդելները պարզեցված են և ունեն ազատ պարամետրեր, որոնք պետք է ճշգրտվեն՝ պայթյունի պահանջվող օրինակը ստանալու համար: Ներկայումս անհնար է հաշվի առնել բոլոր ֆիզիկական գործընթացները, որոնք տեղի են ունենում աստղերում և կարևոր են թվային մոդելներում բռնկման զարգացման համար։ Չկա նաև աստղերի էվոլյուցիայի ամբողջական տեսություն:

Նշենք, որ հայտնի SN 1987A գերնոր աստղի ավետաբերը, որը վերագրվում է երկրորդ տիպին, կապույտ գերհսկա է, և ոչ կարմիր, ինչպես ենթադրվում էր մինչև 1987 թվականը SN II մոդելներում: Նաև հավանական է, որ նրա մնացորդում չկա այնպիսի կոմպակտ օբյեկտ, ինչպիսին նեյտրոնային աստղն է կամ սև խոռոչը, ինչպես երևում է դիտարկումներից։

Գերնոր աստղերի տեղը տիեզերքում

Բազմաթիվ ուսումնասիրությունների համաձայն՝ Տիեզերքի ծնունդից հետո այն լցվել է միայն թեթև նյութերով՝ ջրածնով և հելիումով։ Մնացած բոլոր քիմիական տարրերը կարող էին ձևավորվել միայն աստղերի այրման գործընթացում: Սա նշանակում է, որ մեր մոլորակը (և դուք և ես) բաղկացած է նյութից, որը ձևավորվել է նախապատմական աստղերի խորքերում և դուրս է նետվել գերնոր աստղերի պայթյունների ժամանակ:

Գիտնականների կարծիքով՝ II տիպի յուրաքանչյուր գերնոր աստղ արտադրում է ալյումինի (26Al) ակտիվ իզոտոպ՝ մոտ 0,0001 արեգակնային զանգվածով: Այս իզոտոպի քայքայումը առաջացնում է կոշտ ճառագայթում, որը նկատվել է երկար ժամանակ, և դրա ինտենսիվությունից հաշվարկվում է, որ Գալակտիկայի մեջ այս իզոտոպի առատությունը երեք արևի զանգվածից պակաս է։ Սա նշանակում է, որ 2-րդ տիպի գերնոր աստղերը պետք է պայթեն Գալակտիկայում դարում միջինը երկու անգամ, ինչը չի նկատվում։ Հավանաբար, վերջին դարերում նման բազմաթիվ պայթյուններ չեն նկատվել (տեղի են ունեցել տիեզերական փոշու ամպերի հետևում)։ Ուստի գերնոր աստղերի մեծ մասը դիտվում է այլ գալակտիկաներում։ Խորը ակնարկներԱստղադիտակներին միացված ավտոմատ տեսախցիկների երկինքը այժմ թույլ է տալիս աստղագետներին հայտնաբերել տարեկան ավելի քան 300 բռնկում: Ամեն դեպքում, ժամանակն է, որ գերնոր աստղը պայթի...

Ըստ գիտնականների վարկածներից մեկի՝ տիեզերական փոշու ամպը, որը հայտնվել է գերնոր աստղի պայթյունի արդյունքում, կարող է տիեզերքում մնալ մոտ երկու կամ երեք միլիարդ տարի։

գերնոր աստղերի դիտարկումներ

Գերնոր աստղերը նշանակելու համար աստղագետներն օգտագործում են հետևյալ համակարգը. նախ՝ գրվում են SN տառերը (լատիներենից. Սվերին Ն ova), ապա բացման տարին, այնուհետև լատինական տառերովտարում գերնոր աստղի սերիական համարն է։ Օրինակ, SN 1997cjնշանակում է հայտնաբերված գերնոր 26 * 3 ( գ) + 10 (ժ) = 88-րդ անընդմեջ 1997 թ.

Ամենահայտնի գերնոր աստղերը

• Սուպերնովա SN 1604 (Կեպլերի սուպերնովա)
• Supernova G1.9+0.3 (մեր Գալակտիկայի ամենաերիտասարդը)

Պատմական գերնոր աստղերը մեր Գալակտիկայի մեջ (դիտված)

տես նաեւ

Հղումներ

• Պսկովսկի Յու.Պ. Նոր և գերնոր աստղեր- գիրք նոր և գերնոր աստղերի մասին:
• Ցվետկով Դ. Յու. Գերնոր աստղեր - ժամանակակից վերանայումգերնոր աստղեր.
• Ալեքսեյ Լևին Տիեզերական ռումբեր- հոդված «Հանրաճանաչ մեխանիկա» ամսագրում
• Դիտարկված բոլոր գերնոր աստղերի ցուցակ - Գերնորերի ցուցակ, IAU
• Ուսանողներ՝ տիեզերքի հետազոտման և զարգացման համար.

Գերնոր աստղը մահացող շատ մեծ աստղերի պայթյուն է՝ հսկայական էներգիայի արտանետմամբ, որը տրիլիոն անգամ գերազանցում է Արեգակի էներգիան: Գերնոր աստղը կարող է լուսավորել ամբողջ գալակտիկան, և աստղի ուղարկած լույսը կհասնի Տիեզերքի եզրերին: Եթե այս աստղերից մեկը պայթի Երկրից 10 լուսատարի հեռավորության վրա, Երկիրն ամբողջությամբ կվառվի էներգիայից և ճառագայթումից: արտանետումները.

Գերնովա

Գերնոր աստղերը ոչ միայն ոչնչացնում են, այլև համալրվում են անհրաժեշտ տարրերդեպի տիեզերք՝ երկաթ, ոսկի, արծաթ և այլն: Այն ամենը, ինչ մենք գիտենք տիեզերքի մասին, ստեղծվել է մի ժամանակ պայթած գերնոր աստղի մնացորդներից: Գերնոր աստղը տիեզերքի ամենագեղեցիկ և հետաքրքիր օբյեկտներից մեկն է: Տիեզերքի ամենամեծ պայթյունները թողնում են տիեզերքի հատուկ, ամենատարօրինակ մնացորդները.

նեյտրոնային աստղեր

Նեյտրոնային շատ վտանգավոր և տարօրինակ մարմիններ. Երբ հսկա աստղը վերածվում է գերնոր աստղի, նրա միջուկը փոքրանում է մինչև Երկրի մետրոպոլիայի չափը: Միջուկի ներսում ճնշումն այնքան մեծ է, որ նույնիսկ ներսում գտնվող ատոմները սկսում են հալվել: Երբ ատոմներն այնքան սեղմվում են, որ նրանց միջև տարածություն չի մնում, հսկայական էներգիա է կուտակվում և տեղի է ունենում հզոր պայթյուն։ Պայթյունից հետո մնում է աներեւակայելի խիտ նեյտրոնային աստղ։ Նեյտրոնային աստղի մեկ թեյի գդալը կկշռի 90 միլիոն տոննա:

Պուլսարը գերնոր աստղի պայթյունի մնացորդներ է: Մարմին, որը նման է նեյտրոնային աստղի զանգվածին և խտությանը։ Պտտվելով ահռելի արագությամբ՝ պուլսարները տիեզերք են արձակում հյուսիսային և հարավային բևեռներից եկող ճառագայթային պայթյուններ: Պտտման արագությունը կարող է հասնել վայրկյանում 1000 պտույտի։

Երբ մեր Արեգակից 30 անգամ մեծ աստղը պայթում է, այն ստեղծում է աստղ, որը կոչվում է Magnetar: Մագնիսականները հզոր են ստեղծում մագնիսական դաշտերդրանք նույնիսկ ավելի տարօրինակ են, քան նեյտրոնային աստղերն ու պուլսարները: Մագնիտարի մագնիսական դաշտը մի քանի հազար անգամ գերազանցում է երկրի դաշտը։

Սև անցքեր

Հիպերնովայի մահից հետո աստղերը նույնիսկ ավելի մեծ են, քան գերաստղը, ամենաառեղծվածային և վտանգավոր վայրտիեզերքը սև անցք է: Նման աստղի մահից հետո սև խոռոչը սկսում է կլանել նրա մնացորդները։ Սև խոռոչը չափազանց շատ նյութ ունի կլանման համար, և այն աստղի մնացորդները հետ է նետում տիեզերք՝ ձևավորելով գամմա ճառագայթման 2 ճառագայթ:

Ինչ վերաբերում է մերին, Արեգակը, անշուշտ, չունի այնքան զանգված, որ դառնա սև խոռոչ, պուլսար, մագնիսական կամ նույնիսկ նյարդային աստղ: Տիեզերական չափանիշներով մեր աստղը շատ փոքր է իր կյանքի նման եզրափակչի համար։ Գիտնականներն ասում են, որ վառելիքի սպառվելուց հետո մեր աստղի չափերը կավելանան մի քանի տասնյակ անգամ, ինչը թույլ կտա նրան կլանել երկրային մոլորակները՝ Մերկուրի, Վեներա, Երկիր և, հնարավոր է, Մարս:

գերնոր աստղեր- ամենահիասքանչ տիեզերական երեւույթներից մեկը։ Մի խոսքով, գերնոր աստղը աստղի իրական պայթյուն է, երբ նրա զանգվածի մեծ մասը (և երբեմն բոլորը) բաժանվում է մինչև 10000 կմ/վ արագությամբ, իսկ մնացածը սեղմվում է (փլուզվում) և վերածվում գերխիտ նեյտրոնային աստղի կամ մեջ Սեւ անցք. Գերնոր աստղերը կարևոր դեր են խաղում աստղերի էվոլյուցիայի մեջ: Դրանք 8-10-ից ավելի արեգակնային զանգված ունեցող աստղերի վերջնական կյանքն են, որոնք ծնում են նեյտրոնային աստղեր և սև խոռոչներ և հարստացնում միջաստեղային միջավայրը ծանր զանգվածներով: քիմիական տարրեր. Երկաթից ծանր բոլոր տարրերը ձևավորվել են ավելի թեթև տարրերի միջուկների փոխազդեցության արդյունքում և տարրական մասնիկներզանգվածային աստղերի պայթյուններում: Մի՞թե այստեղ չէ մարդկության՝ դեպի աստղերի հավերժական գրավման բանալին: Իրոք, կենդանի նյութի ամենափոքր բջիջում կան երկաթի ատոմներ, որոնք սինթեզվում են ինչ-որ զանգվածային աստղի մահվան ժամանակ: Եվ այս առումով մարդիկ նման են Անդերսենի հեքիաթի ձնեմարդին. նա տարօրինակ սեր ուներ տաք վառարանի հանդեպ, քանի որ պոկերը նրա համար շրջանակ էր ծառայում…

Գիտնականները նկատել են, որ էլիպսաձև գալակտիկաներում (այսինքն՝ առանց պարուրաձև կառուցվածքի, աստղերի ձևավորման շատ ցածր արագությամբ, որոնք հիմնականում կազմված են ցածր զանգվածի կարմիր աստղերից), բռնկվում են միայն 1-ին տիպի գերնոր աստղերը։ Պարուրաձև գալակտիկաներում, որոնց պատկանում է մեր Գալակտիկա. Ծիր Կաթին, առաջանում են երկու տեսակի գերնոր աստղեր։ Միևնույն ժամանակ, 2-րդ տիպի ներկայացուցիչները կենտրոնանում են պարուրաձև բազուկների ուղղությամբ, որտեղ ակտիվ գործընթացաստղերի ձևավորում և բազմաթիվ երիտասարդ զանգվածային աստղեր: Այս հատկանիշները հուշում են երկու տեսակի գերնոր աստղերի տարբեր բնույթը:

Այժմ հավաստիորեն հաստատված է, որ ցանկացած գերնոր աստղի պայթյունից ազատվում է հսկայական էներգիա՝ մոտ 10 46 Ջ! Պայթյունի հիմնական էներգիան տանում են ոչ թե ֆոտոնները, այլ նեյտրինոները՝ արագ մասնիկները շատ փոքր կամ նույնիսկ զրոյական հանգիստ զանգվածով։ Նեյտրինոները չափազանց թույլ են փոխազդում նյութի հետ, և նրանց համար աստղի ինտերիերը լիովին թափանցիկ է:

Գերնոր աստղի պայթյունի ամբողջական տեսությունը կոմպակտ մնացորդի ձևավորմամբ և արտաքին թաղանթի արտանետմամբ դեռ չի ստեղծվել այս դեպքում տեղի ունեցող բոլոր ֆիզիկական գործընթացները հաշվի առնելու ծայրահեղ բարդության պատճառով: Այնուամենայնիվ, բոլոր ապացույցները ցույց են տալիս, որ 2-րդ տիպի գերնոր աստղերը բռնկվում են զանգվածային աստղերի միջուկների փլուզման արդյունքում: Աստղի կյանքի տարբեր փուլերում միջուկում տեղի են ունեցել ջերմամիջուկային ռեակցիաներ, որոնց ժամանակ սկզբում ջրածինը վերածվել է հելիումի, այնուհետև հելիումը վերածվել է ածխածնի և այսպես շարունակ՝ մինչև «երկաթե գագաթնակետի» տարրերի՝ երկաթի, կոբալտի և նիկելի առաջացումը։ . Այս տարրերի ատոմային միջուկներն ունեն մեկ մասնիկի համար կապող առավելագույն էներգիա։ Հասկանալի է, որ նոր մասնիկների ավելացումը ատոմային միջուկՕրինակ, երկաթը կպահանջի զգալի էներգիայի ծախսեր, և, հետևաբար, ջերմամիջուկային այրումը «դադարում է» երկաթի գագաթնակետի տարրերի վրա:

Ի՞նչն է ստիպում աստղի կենտրոնական մասերը կորցնել կայունությունը և փլուզվել հենց որ երկաթի միջուկը դառնում է բավականաչափ զանգված (մոտ 1,5 արեգակնային զանգված): Ներկայումս հայտնի են երկու հիմնական գործոններ, որոնք հանգեցնում են կայունության կորստի և փլուզմանը. Նախ, սա երկաթի միջուկների «քայքայումն» է 13 ալֆա մասնիկների (հելիումի միջուկներ) ֆոտոնների կլանմամբ՝ այսպես կոչված, երկաթի ֆոտոդիսոցիացիա։ Երկրորդ, նյութի նեյտրոնացումը պրոտոնների կողմից էլեկտրոնների գրավումն է նեյտրոնների ձևավորմամբ: Երկու գործընթացներն էլ հնարավոր են, երբ բարձր խտություններ(ավելի քան 1 տ/սմ 3), որոնք հաստատված են աստղի կենտրոնում էվոլյուցիայի վերջում, և երկուսն էլ արդյունավետորեն նվազեցնում են նյութի «առաձգականությունը», որն իրականում դիմադրում է գրավիտացիոն ուժերի սեղմման գործողությանը։ Արդյունքում միջուկը կորցնում է իր կայունությունը և փոքրանում։ Այս դեպքում նյութի նեյտրոնացման ժամանակ. մեծ թվովնեյտրինոները, որոնք տանում են փլուզվող միջուկում կուտակված հիմնական էներգիան:

Համակարգչային հաշվարկների համաձայն՝ միջուկի մոտ խտությունն այնքան մեծ է, որ նույնիսկ նեյտրինոները, որոնք թույլ են փոխազդում նյութի հետ, որոշ ժամանակով «կողպված» են աստղի արտաքին շերտերով։ Բայց գրավիտացիոն ուժերը կեղևը քաշում են դեպի միջուկը, և առաջանում է այնպիսի իրավիճակ, ինչպիսին տեղի է ունենում, երբ փորձում են ավելի խիտ հեղուկ, օրինակ՝ ջուր, ավելի քիչ խիտ հեղուկի, օրինակ՝ կերոսինի կամ յուղի վրա լցնել: (Փորձից քաջ հայտնի է, որ թեթև հեղուկը հակված է «լողալ» ծանր հեղուկի տակից. այստեղ դրսևորվում է այսպես կոչված Ռեյլի-Թեյլորի անկայունությունը:) Այս մեխանիզմը առաջացնում է հսկա կոնվեկտիվ շարժումներ, և երբ նեյտրինոյի իմպուլսը ի վերջո փոխանցվում է. դեպի արտաքին պատյան, այն նետվում է շրջակա տարածք:

Հավանաբար հենց նեյտրինո կոնվեկտիվ շարժումներն են հանգեցնում գերնոր աստղի պայթյունի գնդային համաչափության խախտմանը։ Այլ կերպ ասած, հայտնվում է մի ուղղություն, որի երկայնքով նյութը հիմնականում արտանետվում է, իսկ հետո ստացված մնացորդը ստանում է հետադարձ թափ և սկսում է իներցիայով շարժվել տիեզերքում մինչև 1000 կմ/վ արագությամբ։ Նման բարձր տարածական արագություններ նկատվել են երիտասարդ նեյտրոնային աստղերի՝ ռադիոպուլսարների մոտ։

2-րդ տիպի գերնոր պայթյունի նկարագրված սխեմատիկ պատկերը հնարավորություն է տալիս հասկանալ այս երևույթի հիմնական դիտողական առանձնահատկությունները։ Եվ այս մոդելի վրա հիմնված տեսական կանխատեսումները (հատկապես նեյտրինոյի պայթյունի ընդհանուր էներգիայի և սպեկտրի վերաբերյալ) պարզվեց, որ լիովին համընկնում են 1987 թվականի փետրվարի 23-ին գրանցված նեյտրինոյի իմպուլսի հետ, որը եկել է Մագելանի մեծ ամպի գերնոր աստղից:

Այժմ մի քանի խոսք 1-ին տիպի գերնոր աստղերի մասին։ Նրանց սպեկտրներում ջրածնի արտանետումների բացակայությունը ցույց է տալիս, որ պայթյունը տեղի է ունենում ջրածնային ծրարից զուրկ աստղերում։ Ինչպես այժմ ենթադրվում է, սա կարող է լինել սպիտակ թզուկի պայթյուն կամ աստղի փլուզման հետևանք: Wolf-Rayet տեսակը(իրականում դրանք հելիումով, ածխածնով և թթվածնով հարուստ զանգվածային աստղերի միջուկներն են):

Ինչպե՞ս կարող է սպիտակ թզուկը պայթել: Իրոք, այս շատ խիտ աստղում միջուկային ռեակցիաներ տեղի չեն ունենում, և ձգողականության ուժերին հակադարձում է էլեկտրոններից և իոններից բաղկացած խիտ գազի ճնշումը (այսպես կոչված՝ այլասերված էլեկտրոնային գազ)։ Պատճառն այստեղ նույնն է, ինչ զանգվածային աստղերի միջուկների փլուզման դեպքում՝ աստղի նյութի առաձգականության նվազում նրա խտության աճով։ Դա կրկին պայմանավորված է էլեկտրոնների «սեղմմամբ» պրոտոնների մեջ՝ նեյտրոններ ձևավորելու համար, ինչպես նաև որոշ հարաբերական էֆեկտներով:

Ինչու՞ է մեծանում սպիտակ թզուկի խտությունը: Սա հնարավոր չէ, եթե միայնակ է։ Բայց եթե սպիտակ թզուկը բավական մոտ երկուական համակարգի մաս է, ապա գրավիտացիոն ուժերի ազդեցության տակ հարևան աստղից գազը կարող է հոսել սպիտակ թզուկի վրա (ինչպես նոր աստղի դեպքում): Միաժամանակ աստիճանաբար կավելանան նրա զանգվածն ու խտությունը, որն ի վերջո կհանգեցնի փլուզման և պայթյունի։

Մեկ այլ հնարավոր տարբերակավելի էկզոտիկ, բայց ոչ պակաս իրական է երկու սպիտակ թզուկների բախումը: Ինչպես կարող է դա լինել, քանի որ երկու սպիտակ թզուկների բախման հավանականությունը տիեզերքում աննշան է, քանի որ աստղերի թիվը միավորի ծավալի վրա աննշան է՝ առավելագույնը մի քանի աստղ 100 հատ3-ում: Եվ ահա (որերորդ անգամ) կրկնակի աստղերը «մեղավոր» են, բայց այժմ բաղկացած են երկու սպիտակ թզուկներից։

Ինչպես հետևում է ընդհանուր տեսությունԷյնշտեյնի հարաբերականության համաձայն՝ միմյանց շուրջ պտտվող ցանկացած երկու զանգված վաղ թե ուշ պետք է բախվեն նման համակարգից էներգիայի մշտական, թեև շատ աննշան, գրավիտացիոն ալիքների՝ գրավիտացիոն ալիքների միջոցով: Օրինակ, Երկիրն ու Արևը, եթե վերջիններս անվերջ ապրեին, այս ազդեցության հետևանքով կբախվեին, թեև հսկայական ժամանակ անց Տիեզերքի տարիքից շատ մեծության աստիճաններով: Հաշվարկվել է, որ արեգակնային զանգվածին մոտ աստղային զանգվածներով (2 10 30 կգ) մոտ երկուական համակարգերի դեպքում դրանց միաձուլումը պետք է տեղի ունենա ժամանակի ընթացքում։ տարիքից պակասՏիեզերք - մոտ 10 միլիարդ տարի հետո: Հաշվարկները ցույց են տալիս, որ տիպիկ գալակտիկայում նման իրադարձություններ տեղի են ունենում մի քանի հարյուր տարին մեկ անգամ։ Այս աղետալի պրոցեսի ընթացքում արձակված հսկա էներգիան միանգամայն բավարար է սուպերնոր երեւույթը բացատրելու համար։

Ի դեպ, սպիտակ թզուկների զանգվածների մոտավոր հավասարությունը նրանց միաձուլումները դարձնում է «նման» միմյանց, ինչը նշանակում է, որ 1-ին տիպի գերնոր աստղերն իրենց բնութագրերով պետք է նույն տեսք ունենան՝ անկախ նրանից, թե երբ և որ գալակտիկայում է տեղի ունեցել բռնկումը: Հետևաբար, գերնոր աստղերի ակնհայտ պայծառությունն արտացոլում է այն գալակտիկաների հեռավորությունները, որոնցում դրանք դիտվում են: 1-ին տիպի գերնոր աստղերի այս հատկությունը ներկայումս օգտագործվում է գիտնականների կողմից՝ ձեռք բերելու ամենակարևոր տիեզերական պարամետրի՝ Հաբլի հաստատունի անկախ գնահատականը, որը ծառայում է որպես Տիեզերքի ընդլայնման արագության քանակական չափում: Մենք խոսել ենք միայն աստղերի ամենահզոր պայթյունների մասին, որոնք տեղի են ունենում Տիեզերքում և դիտվում են օպտիկական տիրույթում։ Քանի որ գերնոր աստղերի դեպքում պայթյունի հիմնական էներգիան տանում են նեյտրինոները, այլ ոչ թե լույսը, նեյտրինո աստղագիտության մեթոդներով երկնքի ուսումնասիրությունը շատ հետաքրքիր հեռանկարներ ունի։ Այն ապագայում թույլ կտա «նայել» գերնոր աստղի հենց «դժոխքի» մեջ, որը թաքնված է լույսի համար անթափանց նյութի հսկայական հաստությամբ: Գրավիտացիոն ալիքային աստղագիտությունը խոստանում է էլ ավելի զարմանալի բացահայտումներ, որոնք մոտ ապագայում մեզ կպատմեն կրկնակի սպիտակ թզուկների, նեյտրոնային աստղերի և սև խոռոչների միաձուլման վիթխարի երևույթների մասին։

Աստղերի պայթյունները, որոնք հայտնի են որպես գերնոր աստղեր, կարող են այնքան պայծառ լինել, որ գերազանցեն դրանք պարունակող գալակտիկաներին:

Հավանել Սեր Հահա վայ Տխուր Զայրացած

Դիտելով վեց տարի առաջ ժայթքած գերնոր աստղի մնացորդները՝ աստղագետները, ի զարմանս իրենց, պայթյունի վայրում հայտնաբերել են նոր աստղ՝ լուսավորելով այն շրջապատող նյութի ամպը: Գիտնականների բացահայտումները ներկայացված են ամսագրում ԱստղաֆիզիկականԱմսագիրնամակներ .

«Նախկինում մենք երբեք չենք տեսել, որ նման տիպի պայթյուն այսքան երկար ժամանակ վառ մնա, եթե այն որևէ փոխազդեցություն չունենար աստղի կողմից ցրված ջրածնի հետ մինչև աղետալի իրադարձությունը: Բայց այս գերնոր աստղի դիտարկումներում ջրածնի ստորագրություն չկա», - ասում է Պերդյու համալսարանի (ԱՄՆ) հետազոտության առաջատար հեղինակ Դեն Միլիսավլևիչը:

Ի տարբերություն աստղային պայթյունների մեծ մասի, որոնք անհետանում են, SN 2012au-ն շարունակում է փայլել հզոր նորածին պուլսարի շնորհիվ: Վարկ՝ NASA, ESA և J. DePasquale

Աստղերի պայթյունները, որոնք հայտնի են որպես գերնոր աստղեր, կարող են այնքան պայծառ լինել, որ գերազանցեն դրանք պարունակող գալակտիկաներին: Սովորաբար դրանք ամբողջությամբ «անհետանում» են մի քանի ամսում կամ տարի հետո, սակայն երբեմն պայթյունի մնացորդները «փլուզվում են» ջրածնով հարուստ գազային ամպերի մեջ ու նորից պայծառանում։ Բայց կարո՞ղ են նրանք կրկին փայլել առանց դրսի միջամտության:

Ինչպես մեծ աստղերպայթում են, դրանց ինտերիերը «գլորվում են» այն աստիճան, որ բոլոր մասնիկները դառնում են նեյտրոններ: Եթե ​​ստացված նեյտրոնային աստղն ունի մագնիսական դաշտ և բավական արագ պտտվում է, այն կարող է վերածվել պուլսարային քամու միգամածության։ Ամենայն հավանականությամբ, դա տեղի է ունեցել SN 2012au-ի հետ, որը գտնվում է NGC 4790 գալակտիկայում՝ Կույս համաստեղության ուղղությամբ:

«Երբ պուլսարի միգամածությունը բավականաչափ պայծառ է, այն գործում է լույսի լամպի պես՝ լուսավորելով նախորդ պայթյունի արտաքին արտանետումը: Մենք գիտեինք, որ գերնոր աստղերն առաջանում են արագ պտտվող նեյտրոնային աստղեր, բայց երբեք չստացվեց այս եզակի իրադարձության ուղղակի ապացույցը», - ավելացրեց Դեն Միլիսավլևիչը:

ՆԱՍԱ-ի Չանդրա աստղադիտարանի կողմից արված առագաստների պուլսարի պատկերը: Վարկ՝ NASA

SN 2012au-ն ի սկզբանե պարզվեց, որ շատ առումներով անսովոր և տարօրինակ էր: Թեև պայթյունը բավականաչափ պայծառ չէր, որպեսզի դասակարգվեր որպես «գերլուսավոր» գերնոր, այն չափազանց էներգետիկ և երկարակյաց էր:

«Եթե պայթյունի կենտրոնում ստեղծվի պուլսար, ապա այն կարող է դուրս մղել և նույնիսկ արագացնել գազը, այնպես որ մի քանի տարի հետո մենք կկարողանանք տեսնել, թե ինչպես է թթվածնով հարուստ գազը «փախչում» SN 2012au պայթյունից»: Դեն Միլիսավլևիչը բացատրեց.

Խեցգետնի միգամածության բաբախող սիրտը. Նրա կենտրոնում գտնվում է պուլսարը։ Վարկ՝ NASA/ESA

Գերլուսավոր գերնոր աստղագիտությունը քննարկվող թեմա է աստղագիտության մեջ: Դրանք գրավիտացիոն ալիքների պոտենցիալ աղբյուրներ են, ինչպես նաև գամմա ճառագայթների և արագ ռադիոպոռթկումների: Սակայն այս իրադարձությունների հետևում ընթացող գործընթացները հասկանալը բախվում է դիտարկումների բարդությանը, և միայն հաջորդ սերնդի աստղադիտակները կօգնեն աստղագետներին բացահայտել այս բռնկումների առեղծվածները: